Täheareng (ka täheevolutsioon) on protsess, mille käigus prototähest sobivate asjaolude kokkulangemisel tekkinud täht läbib erinevat tüüpi arenguetapid. Tähe arengu etappe visualiseeritakse sageli nn. Hertzprung-Russelli diagrammiga.

Tähtede arenguetapid Hertzprung-Russelli diagrammil
Tähtede arenguetapid Hertzprung-Russelli diagrammil.

Tähe eluiga sõltub selle massist ja ulatub mõnest miljonist aastast (kõige massiivsemad tähed) triljonite aastateni (kõige väiksema massiga tähed), mis on märkimisväärselt pikem aeg kui Universumi vanus. Kõrvalolevas tabelis on näha tähtede eluea ja nende massi seos.[1]

Kõik tähed sünnivad gaasi- ja tolmupilvede (teisisõnu udukogude või molekulaarpilvede) kollapsi (kokkuvarisemise) tagajärjel. Miljonite aastate jooksul jõuavad pilve kollapsist moodustunud prototähed hüdrostaatilise tasakaalu olekuni ja saavad peajada tähtedeks.

Tuumasünteesist (ka termotuumasüntees) ammutab täht energiat enamuse aja oma elust. Peajadal olevate tähtede tuumas toodetakse energiat vesinikutuumade liitumisel heeliumituumadeks. Hiljem, kui tuumas saavutavad ülekaalu heeliumiaatomid, hakkavad tähed nagu Päike liitma vesinikku tuuma ümbritsevas kerakujulises kestas. See protsess põhjustab tähe järkjärgulise suurenemise, viies tähe allhiiu faasist punase hiiu faasini. Vähemalt poole Päikse massiga tähed suudavad tuumas hakata energiat tootma ka heeliumi tuumade liitmisel, samas kui massiivsemad tähed liidavad ka raskemaid elemente kontsentriliste kihtide seeriates. Ühel hetkel, kui täht nagu Päike on oma tuumakütuse varud ammendanud, siis tähe sisemus kukub kokku tihedaks valgeks kääbuseks ja tähe välimised kihid purskuvad välja planetaaruduna. Tähed, mille mass on 10 või rohkem korda Päikse massist suurem, võivad plahvatada supernoovadena, kui nende rauast tuumad varisevad kokku ülitihedaks neutrontäheks või mustaks auguks. Kuigi Universum ei ole piisavalt vana, et praegustest punastest kääbustest oleks mõni oma elu lõppu jõudnud, siis tähemudelid ennustavad, et oma elu lõpus muutuvad punased kääbused aegamisi üha heledamaks ja kuumemaks, kuni viimaks lõpeb otsa nende vesinikkütus ja neist saavad väikese massiga valged kääbused.[2]

Näiteid tähtede eluea sõltuvusest massist
Näiteid tähtede eluea sõltuvusest massist

Täheevolutsiooni ei uurita ainult ühe tähe evolutsioneerumist vaadeldes, sest enamus muutusi tähtedes toimuvad märkamiseks liiga aeglaselt, sajandite vältel. Seetõttu kirjeldavad astrofüüsikud tähtede evolutsiooni mitmete eri elufaasis olevate tähtede vaatluse põhjal ning tähestruktuure simuleerivate arvutimudelite abil.

2015. aasta juunis tõendasid astronoomid Populatsioon III tähtede leiu z= 6,60'l Cosmos Redshift 7 galaktikas. Sellised tähed eksisteerisid tõenäoliselt väga varajases Universumis ja võisid alustada vesinikust raskemate keemiliste elementide tootmist, mis oli vajalik hilisemate planeetide ja elu tekke jaoks sellisena, nagu me neid teame.[3][4]

Tähe sünd

Prototäht

Täheevolutsioon algab hiiglasliku molekulaarpilve gravitatsioonilise kollapsiga. Tüüpilised suured molekulaarpilved laiuvad umbes 100 valgusaasta (9,5 × km ) suurusel alal ja nende mass võib olla kuni 6000000 Päikese massi (1,2×1037 kg). Kokku tõmbudes jaotub molekulaarpilv üha väiksemateks ja väiksemateks osadeks. Igas fragmendis vabastab kokkuvarisev gaas gravitatsioonilise potentsiaalse energia soojusena. Kui pilve osa temperatuur ja rõhk tõusevad, siis see kondenseerub (st tiheneb) pöörlevaks ülikuuma gaasiga kettaks, mida tuntakse prototähena.[5]

Tolmu ja gaasi paisumisel molekulaarpilves jätkab prototäht kasvamist ja temast saab peajada eelne täht, kuni ta saavutab oma lõpliku massi. Tähe edasise arengu määrab tema mass. Tähe massi mõõdetakse sageli Päikese massi ühikutes: 1,0 M☉ (2,0×1030 kg) tähendab ühte Päikese massi.

Prototähed on tihti ümbritsetud tolmuümbrisega ja on seetõttu paremini nähtavad infrapuna lainepikkustel. Infrapunalainealas töötanud kosmoseteleskoobiga WISE tehtud vaatlused mängisid olulist rolli mitmete Galaktika prototähtede ja nende eellastäheparvede avastamises.[6][7]

Tähed tekivad prototähtede kuumenemise tagajärjel, kui nende gravitatsioonilist kollapsit hakkab pidurdama kiirgusrõhu suurenemine[8]. On teada, et kui prototähe mass on ülisuur (s.o ületab Päikese massi u 100 korda), siis ta enne täheks kujunemist laguneb[8]. Kui prototähe mass on aga väiksem kui 0,075 Päikese massi, siis kujuneb temast tähe asemel pruun kääbus või planeet[8].

Pruunid kääbused ja substellaarsed kehad

Väiksema kui 0,08 M☉ (1,6×1029 kg) prototähtede tuumas ei teki kunagi piisavalt kõrgeid temperatuure, et vesiniku tuumasüntees võiks alata. Neid tähti tuntakse pruunide kääbustena. Rahvusvaheline Astronoomiaühing defineerib pruune kääbuseid kui piisavalt suure massiga (13 Jupiteri massi (MJ), 2,5 × 1028 kg või 0,0125 M☉) tähti, mis suudavad oma eluea alguses sünteesida deuteeriumist heelium-3. Objektid, mis on väiksemad kui 13 MJ, klassifitseeruvad alampruunideks kääbusteks ja juhul kui nad tiirlevad mõne teise tähe ümber, siis liigitatakse nad planeetideks.[9] Mõlemad tähetüübid, nii deuteeriumit põletavad kui ka mittepõletavad, on väga väikese heledusega, kustuvad aeglaselt ning jahtuvad järk-järgult rohkem kui sadade miljonite aastate jooksul.

Päikese massiga tähe areng peajadale jõudmisest kuni planetaarudu ja valge kääbuse tekkimiseni
Päikese massiga tähe areng peajadale jõudmisest kuni planetaarudu ja valge kääbuse tekkimiseni. Joonise vertikaalteljel on toodud tähe heledus Päikese heleduse ühikutes, horisontaalteljel on tähe fotosfääri temperatuur Kelvini kraadides.

Peajada

Massiivsemate prototähtede tuuma temperatuur jõuab viimaks 10 miljoni kelvinini, käivitades termotuumareaktsioonide nn. prooton-prootontsükli, mis lubab vesiniku tuumadel ehk prootonitel ühinema hakata, esmalt deuteeriumi ja seejärel heeliumi tuumadeks. See protsess on Päikese põhiline energiaallikas. Tähtedes, mille mass on veidi üle 1 M☉ (2,0×1030 kg) annab põhilise osa energiast termotuumareaktsioonide nn. CNO tsükkel. Tuumasünteesi algus viib tähe kiiresti hüdrostaatilise tasakaaluni, kus tuumast vabanenud energia jääb kõrgerõhuliseks gaasiks, mis tasakaalustab tähe mateeria massi ja hoiab ära edasise gravitatsioonilise kollapsi. Täht jõuab seega kiiresti stabiilsesse olekusse ja alustab oma evolutsiooni peajada faasi.

Uus täht püsib kindlas kohas Hertzsprungi-Russelli diagrammi peajadal, peajada tähe spektriklass oleneb tähe massist. Väikesed, üpris külmad, väikese massiga punased kääbused põletavad vesiniku läbi aeglaselt ja püsivad peajadal sadu triljoneid aastaid või isegi kauem. Samal ajal suuremad, kuumad O-tüüpi tähed lahkuvad peajadalt vaid mõne miljoni aastaga. Keskmise suurusega kollane kääbustäht, nagu Päike, jääb peajadale 10 triljoniks aastaks. Arvatakse, et praegu on Päike oma peajada eluea keskele jõudnud.

Vanemad tähed

Mõne aja pärast saavad tähe tuumas vesinikuvarud otsa ja täht hakkab peajadast eemalduma. Ilma vesinikutuumade ühinemisel tekkiva välja suunatud kiirgusrõhuta langeb tuum kokku kuni elektronide kõdumisrõhk muutub piisavaks, et gravitatsioonile vastu seista, või muutub tuum piisavalt kuumaks, et hakkaks toimuma heeliumituumade ühinemine. Kumb juhtub enne, sõltub tähe massist.

Väikese massiga tähed

Mis juhtub pärast seda, kui väikese massiga täht lõpetab tuumasünteesi läbi energia tootmise, ei ole otseselt vaadeldud. Universum on umbes 13,8 miljardit aastat vana, mille jooksul ei ole sellistes tähtedes veel tuumasüntees lõppenud.

Värskemad astrofüüsikalised tähtede mudelid näitavad, et punased kääbused massiga 0,1 M☉ võivad jääda peajadale kuueks kuni kaheteistkümneks triljoniks aastaks, kasvades ajapikku temperatuurilt ja heleduselt ning seejärel tõmbuvad sadade miljardite aastate jooksul aeglaselt kokku valgeks kääbuseks.[10][11] Sellistest tähtedest ei saa punased hiiud kuna nad on täielikult konvektiivsed ja neis ei teki kunagi heeliumi termotuumapõlemisega tuuma. Selle asemel jätkub vesinikutuumade ühinemine kuni peaaegu kogu täht koosneb heeliumist.

Veidi suuremad tähed arenevad küll punasteks hiidudeks, aga nende heeliumtuumad ei ole kunagi piisavalt massiivsed, et neis saaks toimuda heeliumituumade ühinemine, seega ei jõua nad kunagi HR-diagrammil punaste hiidude jada tipuni. Kui vesinikkihi põlemine lõppeb, liiguvad need tähed punaste hiidude jadalt ära ja neist saavad, nagu hiidude asümptootilise jada ehk AGB-faasi (ingl Asymptotic Giant Branch) järgsetest tähtedest, valged kääbused. Tähed, mille mass on umbes pool Päikese omast, jõuavad piisavalt kõrge temperatuurini, et nende tuumades toimuks heeliumituumade ühinemine. Need keskmise suurusega tähed arenevad punase hiiu harust veelgi edasi.[12]

Keskmise massiga tähed

Tähtedest mille mass on 0,5-10 M☉ saavad punased hiiud, mis on suured mitte-peajada tähed spektriklassides K või M. Punased hiiud asuvad HR-diagrammi paremal äärel oma punase värvi ja suure absoluutse heleduse tõttu. Sellised tähed on näiteks Aldebaran Sõnni tähtkujus ja Arktuurus Karjase tähtkujus.

Keskmise suurusega tähed on punaste hiidude kaks faasi nende peajada-järgses arengus: punaste hiidude jada tähed, mille mitteaktiivsed tuumad on heeliumist ja asümptootilise hiidude jada tähed, mille mitteaktiivsed tuumad on süsinikust. Asümptootilise hiidude jada tähtede vesinikku põlevate kihtide sees on heeliumi põletavad kihid, kuid punase hiiu jada tähtedel on ainult vesinikku põletavad kihid.[13] Nende arenguetappide vahel on tähed veidi aega horisontaaljadal ning nende tuumades toimub heeliumituumade ühinemine. Paljud sellised tähed kogunevad horisontaaljada jahedama temperatuuriga tähtede otsa K-tüüpi hiidudena. Neid nimetatakse punase klombi hiidudeks.

Allhiiu faas

Kui täht kasutab ära kogu oma tuumas leiduva vesiniku pole ta enam peajadal ning toimuma hakkab tuumaväline vesinikutuumade ühinemine kihis tuuma ümber. Tuuma mass suureneb, mida enam tekib tuumasünteesi teel heeliumi. Sõltuvalt heeliumist tuuma massist jätkub see mõnest miljonist kuni mitme miljardi aastani, mille jooksul täht paisub ja jahtub, olles enam-vähem sama hele kui oma peajada olekus. Lõpuks mandub Päikese massiga tähtede tuum, või jahtuvad veidi massiivsemate tähtede pealmised kihid ning muutuvad läbipaistmatuks. Mõlemad neist muutustest põhjustavad vesinikukihi temperatuuri ja tähe heleduse tõusu. Seega liigub täht punaste hiidude jadale.

Asümptootilise hiidude jada, AGB, faas

Pärast tuumas leiduva heeliumi kasutamist jätkub vesiniku ja heeliumi tuumade ühinemine kihiti kuuma hapnikust ja süsinikust tuuma ümber. Täht järgib asümptootilist hiidude jada Hertzsprungi-Russelli diagrammil, olles arengult sarnane punase hiiuga, kuid suurema energiatoodanguga.[14] Kuigi ka heelium põleb tähe kihtides, leiab enamik energia vabanemisest aset tuumast kaugemal vesiniku põlemise läbi. Nendes kihtides leiduv heelium vajub tuumale lähemale ning tähe heeliumikihist vabaneva energia hulk suureneb perioodiliselt. Seda protsessi tuntakse termilise pulsi nime all ning see ilmneb enamasti asümptootilise hiiu faasi lõpus või isegi aümptootilise hiiu järgses faasis. Sõltuvalt tähe massist ja koostisest võib termilisi pulsse olla sadu.

Asümptootiliste hiidude jadal on faas, mil tähtedel tekib sügav konvektiivne tsoon, mis võib tuua tähe pinnale süsinikku. Seda tuntakse teise süsiniku ammutamisena ning mõnel tähel võib esineda isegi kolmas. Sedasi moodustuvad väga jahedad ja tugevalt punakad, spektris tugevate süsiniku neeldumisribadega tähed, süsiniktähed. Protsess, mida tuntakse põhjapõlemisena, võib aga muuta süsiniku enne selle pinnale jõudmist hapnikuks ja lämmastikuks. Nende protsesside tugevused tähes mõjutavadki teatud täheparvede heledust ja spektreid.[15]

Teine tuntud klass asümptootilise hiiu haru tähti on Miira-tüüpi muutlikud, mis pulseerivad perioodiliselt sadade päevade pikkuste perioodidega ning kuni amplituudidega kuni kümme tähesuurust. Suuremad tähed muutuvad heledamaks ning pulseerimisperiood on pikem, see viib suurema massikaotuseni, mistõttu tähed muutuvad nähtavatel lainepikkustel hägusteks. Need tähed ilmnevad OH/IR tähtedena, pulseerides infrapunaspektris ja olles OH maser aktiivsed. Need tähed on vastupidi süsiniktähtedele selgelt hapnikurikkad, aga mõlemad tekivad süsiniku kerkimise teel.

AGB-tähtede järgne faas, post-AGB tähed

Need keskmise massiga tähed jõuavad lõpuks asümptootilise hiidude jada tippu ning kogu nende tuumakütus lõppeb kihtpõlemises. Sellised tähed ei ole piisavalt massiivsed, et neis suudaksid käivituda süsiniku põletamise termotuumaprotsessid. Seetõttu need tähed tõmbuvad taas kokku ning läbivad post-AGB tähtede väga intensiivse tähetuulega arenguetapi, mille tulemusel tekib planetaarudu ning väga kuum tähe tuum, mis seejärel jahtub valgeks kääbuseks. Tähest väljapaisatud gaas on rikas tähes tekkinud rasketest keemilistest elementidest, eriti rikkalikult on tähe täpsemast tüübist sõltuvalt hapnikku või süsinikku. Välja paisatav gaas tekitab paisudes tähte ümbritseva ümbrise, mis tähest eemaldudes jahtub ning milles tekivad siis tolmuosakesed ja erinevad molekulid. Sellistes täheümbristes on sobivad tingimused kosmiliste maserite tekkimiseks.

Post-AGB tähtedel tekkida võivad termilised pulsid tekitavad mitut tüüpi haruldasi ja halvasti mõistetud tähetüüpe, mida tuntakse ka taassündinud asümptootilise jada tähtedena. Sellistest tähtedest võivad saada ekstreemse horisontaalse jada tähed (B-allkääbused), vesinikuvaesed post-AGB tähed, muutlikud planetaarudude tsentraaltähed ja R Coronae Borealis-tüüpi muutlikud.

Vaata ka

Viited

  1. ↑ Bertulani, Carlos A. (2013). Nuclei in the Cosmos. World Scientific. ISBN 978-981-4417-66-2.
  2. ↑ Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482: 420–432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125.
  3. ↑ Sobral, David; Matthee, Jorryt; Darvish, Behnam; Schaerer, Daniel; Mobasher, Bahram; Röttgering, Huub J. A.; Santos, Sérgio; Hemmati, Shoubaneh (4 June 2015). "Evidence For POPIII-Like Stellar Populations In The Most Luminous LYMAN-α Emitters At The Epoch Of Re-Ionisation: Spectroscopic Confirmation". The Astrophysical Journal. 808 (2): 139. arXiv:1504.01734Freely accessible. Bibcode:2015ApJ...808..139S. doi:10.1088/0004-637x/808/2/139.
  4. ↑  Overbye, Dennis (17 June 2015). "Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos". New York Times. Retrieved 17 June 2015.
  5. ↑  Prialnik (2000, Chapter 10)
  6. ↑ "Wide-field Infrared Survey Explorer Mission". NASA.
  7. ↑ Majaess, D. (2013). Discovering protostars and their host clusters via WISE, ApSS, 344, 1 (VizieR catalog)
  8. ↑ 8,0 8,1 8,2 H. Eelsalu, 1996. Astronoomialeksikon. Eesti Entsüklopeediakirjastus. 200 lk.
  9. ↑ "Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet"". IAU position statement. 2003-02-28. Archived from the original on February 4, 2012. Retrieved 2012-05-30.
  10. ↑ "Why the Smallest Stars Stay Small". Sky & Telescope (22). November 1997.
  11. ↑ Adams, F. C.; P. Bodenheimer; G. Laughlin (2005). "M dwarfs: planet formation and long term evolution". Astronomische Nachrichten. 326 (10): 913–919. Bibcode:2005AN....326..913A.doi:10.1002/asna.200510440.
  12. ↑ Ryan & Norton (2010), p. 114
  13. ↑ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004). Stellar interiors: physical principles, structure, and evolution (2nd ed.). Springer-Verlag. ISBN 0-387-20089-4.
  14. ↑ Sackmann, I. -J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. (1993). "Our Sun. III. Present and Future". The Astrophysical Journal. 418: 457. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407.
  15. ↑ van Loon; Zijlstra; Whitelock; Peter te Lintel Hekkert; Chapman; Cecile Loup; Groenewegen; Waters; Trams (1998). "Obscured Asymptotic Giant Branch stars in the Magellanic Clouds IV. Carbon stars and OH/IR stars". Astronomy and Astrophysics. 329: 169–85. arXiv:astro-ph/9709119v1. Bibcode:1996MNRAS.279...32Z. CiteSeerX 10.1.1.389.3269. doi:10.1093/mnras/279.1.32.
Allikas: https://et.wikipedia.org/wiki/T%C3%A4heevolutsioon
No tags for this post.